94 (585105), страница 4

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 4)

Через шари, що оточують центральну частину, ця енергія передається назовні. Спочатку енергія переноситься випромінюванням. Проте кожний фотон затрачує мільйони років для того, щоб пройти зону випромінювання: світло багато разів поглинається речовиною і випромінюється знов. Вважається, що зона випромінювання тягнеться приблизно на 1/3 радіусу Сонця.

Протягом останньої третини радіусу знаходиться зона конвекції. Причина виникнення перемішування (конвекції) в зовнішніх шарах Сонця та ж, що і в киплячому чайнику: кількість енергії, поступаючі віднагрівача, набагато більше того, яке відводиться теплопровідністю. Тому речовина вимушена приходить в рух і починає саме переносити тепло.

Всі розглянуті вище шари Сонця фактичноне спостерігаємі. Про їх існування відомо або з теоретичних розрахунків, або на підставі непрямих даних.

Над конвективною зоною розташовуються безпосередньо спостережувані шари Сонця, звані його атмосферою. Вони краще вивчені, оскільки про їх властивості можна судити з наглядів.

Сонячна атмосфера також складається з декількох різних шарів. Найглибший і тонкий з них - фотосфера, безпосередньо спостережувана у видимому безперервному спектрі. Товщина фотосфери всього близько 300 км. Чим глибше шари фотосфери, тим вони гарячіше. В зовнішніх більш холодних шарах фотосфери на фоні безперервного спектру утворюються фраунгоферові лінії поглинання.

Під час найбільшого спокою земної атмосфери в телескоп можна спостерігати характерну зернисту структуру фотосфери. Чергування маленьких світлих плямочок - гранул - розміром близько 1000 км., оточених темними проміжками, створює враження комірчастої структури - грануляції. Виникнення грануляції пов'язано з конвекцією, що відбувається під фотосферою. Окремі гранули на декілька сотень градусів гарячіше навколишнього їх газу, і в перебігу декількох хвилин їх розподіл по диску Сонця міняється. Спектральні вимірювання свідчать про рух газу в гранулах, схожих на конвективні: в гранулах газ підіймається, а між ними - опускається.

Розповсюджуючись у верхні шари сонячної атмосфери, хвилі, що виникли в конвективній зоні і у фотосфері, передають їм частину механічної енергії конвективних рухів і проводять нагрівання газів подальших шарів атмосфери - хромосфери і корони. В результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500K виявляються "найхолоднішими" на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте.

Розташований над фотосферою шар, званий хромосферою, під час повних сонячних затьмарень в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу, видний як рожеве кільце, що оточує темний диск. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі як би язички полум'я - хромосферні спікули, представляючі собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Тоді ж можна спостерігати і спектр хромосфери, так званий спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню, гелію, іонізованого кальцію і інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затьмарення. Виділяючи випромінювання Сонця в цих лініях, можна одержати в них його зображення. Хромосфера відрізняється від фотосфери значно більш неправильною і неоднорідною структурою. Помітні два типи неоднородностей - яскраві і темні. За своїми розмірами вони перевищують фотосферні гранули. В цілому розподіл неоднородностей утворює так звану хромосферну сітку, особливо добре помітну в лінії іонізованого кальцію. Як і грануляція, вона є слідством рухів газів в підфотосферній конвективній зоні, що тільки відбуваються в більш крупних масштабах. Температура в хромосфері швидко росте, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів.

Характеристики

Список файлов ВКР